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Le spectre IR de la vapeur d'eau

La molécule d'eau à l'état de vapeur absorbe du rayonnement dans l'infrarouge ainsi qu'à de plus grandes longueurs d'onde. Elle présente trois modes normaux de vibration, tous dans le domaine infrarouge proche. - un mode de vibration d'élongation symétrique situé à 3652 cm -1 (soit pour une longueur d'onde de 2,74 µm). - un mode de vibration d'élongation antisymétrique situé à 3756 cm -1 (soit pour une longueur d'onde 2,66 µm). - un mode de vibration de déformation (cisaillement) situé à 1595 cm -1 (soit pour une longueur d'onde 6,27 µm).

 

 

De plus de nombreuses transitions de rotations sont présentes dans l’infrarouge lointain, entre 20 et 80 µm.

Elles sont dues aux mouvements de rotation de la molécule d'eau qui possède 3 axes normaux de rotation.

Le spectre d'absorption de la molécule d'eau à l'état de vapeur présentera donc des bandes d'absorption situées autour des longueurs d'onde caractéristiques des modes de vibration de la molécule. 

 

spectre_eau1.jpg

Spectre d'absorption de la vapeur d'eau [2 µm - 14 µm]

 

 

spectre_rotationnel_eau.jpg

Spectre rotationnel d'émission de l'eau [32 µm - 77 µm]

Source : A la recherche de l'eau dans l'Univers, Thérèse Encrenaz editions Belin, 2004.

Le spectre du laboratoire (en rouge) est comparé aux valeurs théoriques des transitions rotationnelles de l'eau entre 310 et 130 cm-1 soit entre 32 et 77 µm (d'après G. Hertzberg, Infrared and Raman spectra, Van nostrand, 1945).

 

C'est l'examen de ces signatures spectrales (qu'il s'agisse d'un spectre d'absorption ou d'émission) qui va permettre de détecter la présence de vapeur d'eau dans l'Univers.

 

 

La recherche de l'eau dans l'Univers

 
La glace d'eau est facile à détecter par spectroscopie I.R. depuis le sol car les signatures spectrales de la glace ne correspondent pas à celles de la vapeur d’eau qui est présente dans l'atmosphère.

 

spectre_glace.jpg

Spectre d'absorption de la glace d'eau [1,3 µm - 3,1 µm]

Source : A la recherche de l'eau dans l'Univers, Thérèse Encrenaz editions Belin, 2004.

 

Par contre la vapeur d’eau est plus difficile à mettre en évidence car l’atmosphère terrestre en contient. De plus, elle contient du dioxyde de carbone qui absorbe le rayonnement infrarouge dans le même domaine de longueurs d’onde. Il est donc très difficile de rechercher la présence d’eau dans les astres directement depuis la surface de la Terre. Il n’existe que quelques rares fenêtres d’observation, situées respectivement dans les bandes J (1,25 µm), H (1,65 µm), K (2,2 µm), L (3,5 µm), M (4,5 µm) et N (8-12 µm). Dans le domaine millimétrique, il existe également quelques fenêtres étroites accesibles à l’observation. Malgré ces difficultés, ces fenêtres d'observation ont permis de détecter la présence d'eau dans divers astres par radioastronomie dès la fin des années 60.

Pour s’affranchir du problème posé par la présence de l'atmosphère, il faut donc travailler dans l'espace en embarquant à bord de satellites les instruments nécessaires à ces mesures. En 1995, l’Agence Spatiale Européenne a lancé le satellite "ISO" (Infrared Space Observatory) pour procéder à ces mesures. Ce satellite a fourni des données aux scientifiques jusqu'en 1998 et a fait avancer rapidement les recherches d'eau dans l'Univers.

D'autres moyens de détection ont également été mis en oeuvre : l'analyse directe in situ par des spectromètres embarqués à bord de sondes (sur Mars et Vénus).

 

isoflare.jpg

Satellite ISO (crédit : ESA)

mars_global_surveyor.jpg

Vue d'artiste de la sonde Mars Global Surveyor (crédit : NASA)

 

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